Une vue d'artiste d'une naine blanche dont l'intérieur est en train de se cristalliser. Le cœur de l'étoile contient un mélange de carbone et d'oxygène pour l'essentiel. Les couches externes contiennent principalement de l'hélium et/ou de l'hydrogène résiduels. © University of Warwick/Mark Garlick
Sciences

Naine blanche

DéfinitionClassé sous :Univers , naine blanche , limite de Chandrasekhar

[EN VIDÉO] Comment évoluent les étoiles ?  Les étoiles naissent, vivent et meurent. Leur histoire est déterminée par leur masse initiale, laquelle décide des réactions thermonucléaires qui s'y produiront et des types de noyaux qu'elles synthétiseront avant de finir leur vie sous forme de naines blanches, d'étoiles à neutrons ou de trous noirs. 

Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste, ne dépassant pas 8 masses solaires, qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km et un cm3 de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !

Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte mais, lorsqu'il fait partie d'un système binaire, vient un moment où il arrache du gaz à l'étoile voisine. Un disque d'accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovae que l'on appelle des SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'univers et l'énergie noire.


Extrait du documentaire Du Big bang au Vivant. Jean-Pierre Luminet parle de l'évolution des étoiles de type solaire, leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © ECP Productions

Les naines blanches expliquées par la mécanique quantique

Bien qu'observées une première fois au XVIIIe siècle, malgré leur faible luminosité, il a fallu attendre le tout début du XXe siècle pour que l'extraordinaire densité des naines blanches soit découverte. À la stupéfaction des astrophysiciens de l'époque, une valeur de l'ordre de la tonne par cm3 fut en effet dérivée de l'observation d'étoiles comme Sirius B. 

Rapidement, Ralph Fowler comprit cependant que la toute nouvelle mécanique statistique quantique découverte par son collègue Paul Dirac, décrivant un gaz d'électrons dégénéré, pouvait expliquer l'existence de ces étoiles. Reprenant les travaux de Fowler, le tout jeune Subrahmanyan Chandrasekhar eut alors l'idée d'introduire les effets de la théorie de la relativité restreinte, et il posa les fondations de la structure stellaire de ces étranges objets.

Ralph Fowler comprit que la nature des naines blanches pouvait être expliquée par la mécanique statistique quantique. © University of St Andrews

Ce n'est cependant qu'à la suite des progrès rapides de l'astrophysique nucléaire que l'on a pu comprendre exactement comment ces étoiles se formaient. Les progrès observationnels permirent simultanément de découvrir plusieurs types de naines blanches, différant par la composition chimique de leur atmosphère. Rappelons qu'en spectroscopie, les naines blanches forment la classe D de la classification spectrale des étoiles. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes - DA, DB, DC, DO, DQ et DZ - en fonction des caractéristiques de leur spectre.

Au cours des années 1960, divers astrophysiciens théoriciens, dont Edwin Salpeter en 1961, ont réalisé que le cœur d'une naine blanche devait assez rapidement se transformer en un immense réseau cristallin de noyaux de carbone et d'oxygène en se refroidissant. Une part importante du volume d'une naine blanche devait ainsi ressembler à une sorte de diamant géant, bien que la structure cristalline obtenue avec le carbone ne soit pas exactement celle du diamant sur Terre.

Cette théorie a été précisée par Hugh M. Van Horn en 1967, déjà en poste à l'université de Rochester, ce qui l'a conduit à la conclusion que le processus de cristallisation devait se produire sur la base d'une théorie déjà avancée, en 1934, par le grand physicien Eugène Wigner. En fin de vie, une étoile comme le Soleil devrait donc se transformer en naine blanche qui en se refroidissant deviendra un cristal de Wigner, un objet que l'on rencontre aussi en physique du solide.

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